1996 entdeckte ein japanischer Amateurastronom einen neuen Stern im Sternbild Schütze. Als V4334 Sgr bezeichnet, erwarteten die Astronomen zunächst, dass es sich um eine typische Novae handelt. Bei näherer Betrachtung stellte sich jedoch heraus, dass es sich um ein zuvor vorhergesagtes, aber unsichtbares Ereignis handelt, das als „Very Late Thermal Pulse“ (VLTP) bekannt ist, das letzte Hurra eines weißen Zwergs als Wasserstoff aus Das Äußere des Sterns wird in tiefere Tiefen getragen, wo ein letzter Atemzug der Fusion auftritt. Die Astronomen identifizierten dann einen zweiten Stern, V605 Aql, der 1919 bei einer VLTP gefangen wurde. Kürzlich haben Astronomen der Nationalen Universität von La Plata in Argentinien behauptet, einen dritten Stern entdeckt zu haben, der diesem seltenen Ereignis ausgesetzt war.
Es wurde geschätzt, dass ungefähr ein Stern pro Jahr sein Hauptsequenzleben beendet und den Weg zur Herstellung eines planetarischen Nebels beschreitet. Viele von ihnen werden nicht zu konvektiven weißen Zwergen, die sich in Sterne verwandeln könnten, die einer VLTP unterzogen werden sollten. Konservative Schätzungen gehen jedoch davon aus, dass etwa 10% dies tun sollten. Bei einer solchen Geschwindigkeit sollte es in jedem Jahrzehnt ungefähr einen Stern geben, der diese Phase durchläuft. Da die Sterne bereits ihre äußeren Schichten abgelegt haben, wird die verjüngte Verschmelzung durch sie nicht verringert, und diese Sterne leuchten außergewöhnlich hell, wodurch sie durch den größten Teil der Galaxie erkennbar sind. Vor dieser neuen Identifizierung wurden jedoch nur zwei entdeckt, was darauf hindeutet, dass viele Objekte, die historisch als Novae identifiziert wurden, tatsächlich Sterne gewesen sein könnten, die V4334 Sgr und V605 Aql ähnlich sind.
Im Jahr 2005 sammelte David Williams, Mitglied der American Association of Variable Star Observers, Bilder aus der Astronomical Plate-Sammlung des Harvard College. Diese riesige Sammlung von über 500.000 Fotoplatten war das Ergebnis einer frühen und langjährigen Untersuchung, bei der von 1885 bis 1993 wiederholt große Teile des Himmels fotografiert wurden. Diese Sammlung ermöglichte es ihm, die Helligkeitsänderungen des Sterns NSV 11749 während seines Ausbruchs zu rekonstruieren .
Der Stern wurde erstmals 1899 auf den Fotoplatten sichtbar. Er erreichte 1903 seinen Höhepunkt in der Helligkeit und blieb mehrere Jahre bei dieser Helligkeit, bis er 1907 wieder zu verblassen begann. Die zum Aufhellen benötigte Zeit sowie die gesamte Helligkeitsänderung waren ähnlich wie bei den zuvor identifizierten VLTP-Sternen. In den 15 Jahren, seit es zum ersten Mal nachweisbar wurde, verschwand es mehrmals aus den Bildern, ein weiteres Merkmal, das in V4334 Sgr und V605 Aql zu sehen ist. Das plötzliche Verschwinden wurde durch das Ausstoßen von Kohlenstoff aus dem Stern erklärt, der abkühlt und kleine Staubkörner bildet, die das Licht im sichtbaren Teil des Spektrums wirksam blockieren, bis sie sich zerstreuen.
Es fallen jedoch zwei wesentliche Unterschiede auf: Die Gesamtzeit bis zum Ausbleichen des NSV 11749 war ungefähr doppelt so lang wie bei V605 Aql und V4335 Aql. Die Autoren schlagen vor, dass dies auf eine andere Masse des Weißen Zwergs hinter den Ausbrüchen zurückzuführen sein könnte. Wenn die beiden zuvor identifizierten VLTP-Sterne eine nahe Masse hätten, hätten sie wahrscheinlich ähnliche Eigenschaften, während NSV 11749 möglicherweise eine andere Masse haben könnte. Die zweite Diskrepanz war das Vorhandensein eines jungen planetarischen Nebels. In beiden zuvor identifizierten Fällen waren die Sterne das Zentrum der Nebel, aber Infrarotbilder des Sterns zeigten keinen Nebel oder verbleibenden Staub vom vorherigen Ausbruch. Die Autoren führen dies aufgrund der möglicherweise unterschiedlichen Masse des Sterns erneut auf eine andere evolutionäre Zeitskala zurück.
Obwohl diese vorläufige neue Klassifizierung kaum schlüssig ist, erinnert sie daran, dass Astronomen gerade erst begonnen haben, diese Phase der Sternentwicklung zu verstehen, und dass ein großer Bedarf an weiteren Beispielen zur Verfeinerung von Modellen besteht. Die Entwicklung von V4334 Sgr verlief ungefähr 100-mal schneller als von Simulationen vorhergesagt, was zu Überarbeitungen der Modelle führte. Sicherlich werden ähnliche Änderungen erforderlich sein, wenn mehr VLTP-Sterne entdeckt werden. Diese Ära des Lebens eines Sterns ist für Astronomen wichtig, da erwartet wird, dass das Licht, das den Kohlenstoffausstoß verdeckt, eine Hauptquelle für dieses wichtige Element ist.
